la radioastronomía: estudiando el universo invisible
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La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible. E.M. Arnal *,**. (*) Instituto Argentino de Radioastronomía, CONICET (**) Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas,UNLP. Reunión AAA, 2005, La Plata. ¿Qué es la Radioastronomía?. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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La Radioastronomía:
Estudiando el Universo Invisible
E.M. Arnal*,**
(*) Instituto Argentino de Radioastronomía, CONICET(**) Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas,UNLP
Reunión AAA, 2005, La Plata
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¿Qué es la Radioastronomía?
• Es una técnica astronómica de observación que explora el Universo detectando, en forma generalmente pasiva, radiación emitida por los cuerpos celestes
• 126 observatorios en radio –de un total 456 observatorios- en 36 países
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2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m)
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Transparencia Atmosférica
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Premios Nobel
• 1974 M. Ryle Síntesis de Apertura• 1974 A. Hewish Pulsares• 1978 A. Penzias + R. Woodrow Radiación de Fondo• 1983 S. Chandrasekhar Estr. y Evol. Estelar• 1983 W. A. Fowler Form. elementos• 1993 R. Hulse + J. H. Taylor Jr. Pulsar milisegundo• 2002 R. Giacconi Fuentes Rayos X
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Ha sido crucial en revelar fenómenos como
Fondo de Microondas
Pulsares
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Cuasares Movimientos Supralumínicos
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Observaciones Radioastronómicas
• Continuo• Espectroscópicas • Polarimétricas (I, U, Q, V)
VLAArecibo
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HPBW~ 15’
HPBW ~1’
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Relevamientos de Continuo en la Galaxia
408 MHz
1420 MHz
Sυ ~ υ-α
α = índice espectral
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2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m)
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Comparación a distintas frecuencias
IAR 1420 MHz
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Emisión puede ser extendida (global) o localizada (fuente)
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Clases de Remanentes de Supernova (RSN)(http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/)
Pleriones (Cangrejo) Cáscara (Tycho)
Compuesto (W44)
(Reynoso et al. ,1997)
(Giacani et al. 1997)
RSN galácticos ~231
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Algunos estudios con RSNMorfología: Permite investigar la hidrodinámica de los RSN mediante la identificación y localización de estructuras en el frente de choque.
Polarización: Permite determinar la intensidad, orientación y (no) uniformidad del campo magnético.
Indice espectral: Posibilita el conocimiento del espectro d energías de las partículas aceleradas.
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RSN CTB1 a υ~ 10 GHz (MPIfR)
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Aspecto de Tycho en óptico y en radio (λ~21,9 cm)
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Tycho: Midiendo velocidades de expansión
Mapa diferencia de dos épocas Reynoso et al. 1997
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Evolución temporal de la emisión de SN 1987 ( λ~12mm) ATCA
Observaciones similares permiten construir la “curva de luz”de las denominadas radiosupernovas
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Observaciones multifrecuencia del RSN RXJ 1713.7-3946
Butt, Torres, Romero, et al. Nature 418, 499 (2002)
Torres, Romero, Dame, et al. Phys. Rep. 382, 302 (2003)
Interacción RSN-nube molecularMáseres en OH –1720 MHzPosible formación estelarQuímica de ondas de choque
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Campo Magnético en M51 a λ ~ 2,8 cm (υ~ 10,7 GHz)
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PULSARESBaade y Zwicky (1934): estrellas de neutrones como etapa final
1488 pulsares galácticos catalogados hasta el momento (*)
Gran mayoría sólo en radio, pero también en γ, X , óptico e IR
Radiación no térmica. Altamente polarizados
Períodos de rotación entre 1 milisegundo y unos 4 segundos
Campos magnéticos entre 107 y 1013 Gauss
Algunos pulsares residen en sistemas binarios
Elevadas velocidades espaciales (centenares de km/seg)
(*) http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/
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Estructura interna y “saltos”
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l
e
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dln)(cm
et
02
2
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2 118
dlBnx. par
l
oe 2310128
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B
B
0
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>
(retraso geométrico)
(Rotación de Faraday)
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Frenado del pulsar o Spin-Down
Frenado del pulsar o Spin-downP se incrementa por pérdida energía rotacional,
Evolución de la frecuencia de rotación
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Edades, campos magnéticos, índice de frenado
Si n=3 =>
n=2.5150.05 (Cangrejo)n=2.8±0.2 (PSR 1509-58)n=2.01±0.02 (PSR 0540-69)n= 1.4± 0.2 (Vela)
(Tesla)
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Diagrama “ Hertzprung-Russell ”para pulsares
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Remanente de supernova + pulsar + nebulosa de viento del pulsar
RSN a ~4.6 kpcANTES (clásico!)τpul~16.000 añosVesp~2000 km/segP~ 125 msegμ~ 63-80 mas/añoAHORAMidiendo μrad se Deriva μ~ 25 mas/añoVesp~800 km/seg !τpul~ 39.000 años!!
¡Problemas en τpul!
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Estudiar las condiciones físicas de la materia en condiciones extremas (ρ~1014 gm/cm3, B~1012 G, T 107 K) Test para la teoría de la relatividad general.
Estudio de los pulsares
“Timing”en pulsares binarios: a) precesión de la órbita; b) determinación de los parámetros orbitales con gran precisión. En PSR 1937+16 Taylor & Weinberg (1989) determinaron que el período orbital decrece a una velocidad que coincide exactamente con la predicha por la teoría de la relatividad (pérdida de energía rotacional debido a emisión de radiación gravitatoria cuadrupolar;c) posible variación temporal de constantes fundamentales (e.g. G). Aunque depende de la ecuación de estado que describe el interior de la estrella de neutrones, se puede afirmar que,
GdtdG 1110
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Espectroscopía del átomo de hidrógeno (HI) en radio
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Aspecto óptico y en λ~ 21 cm de una MISMA galaxia
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Extensión espacial del HI
Aaa,aaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaa
aa
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Campo de velocidades del HI
...Materia Obscura
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Estructura en espiral de la Vía LácteaEmisión de HI Emisión de continuo
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Propiedades del medio interestelarEl estudio de la emisión de HI en λ~ 21 cm posibilita :
Campo de velocidades del HI a gran escalaDistribución espacial (azimut y latitud galáctico) del HIApartamientos de la simetría (alabeo, ensanchamiento)Movimientos no-circulares (Centro galáctico, Nubes de alta Velocidad)Corriente Magallánica (fenómeno de interacción con LMC y SMC)Interacción de la componente estelar con el medio interestelar(cáscaras, burbujas interestelares, supercáscaras, chimeneas, gusanos)Comparación con la distribución espacial de otros trazadoresEstudio de las fases del medio interstelar (CNM y WNM)
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Ara OB1 (l,b)=(336o.5,-1o.5)
Imagen óptica
12CO (λ~ 2.6mm)
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Regiones HII compactas y ultracompactasAlgunas propiedades: Algunas propiedades:
2 x103 < ne < 2 x105 cm-3
0.005 pc < d < 0.5 pc
2 x106 < ME < 1x109 pc cm-6
20 km/s < Δv < 80 km/s (LRR)
τdin~ 5x103 años (ψ~8Mo/año!!)
Av >> 20m (invisibles!!)
Formas muy variadas
Determinación de Te (LRR)
dlnMEl
e0
2
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Emisión térmica de una región HII
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Morfologías observadas Irregulares o con máximos múltiples (~17%) Núcleo – halo (~16%) Esféricas o no resueltas (~ 43%) Cáscara (~ 4%) Cometarias (~20 %)
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Modelos teóricos y observacionesExpansión clásicaVientos estelaresLluvia de champagneBow shocks
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Edades y Tasa de formación estelar Evolución clásica => tasa de formación ~8 Mo/año
Solución: Bow shock=> conf. estática=> mayor edad
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Máseres y regiones HII
H2O, CH3OH, OH, NH3
(CH3CN –Metil cianida)
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Regiones HII y nubes moleculares
NH3 (1,1)HPBW=132”
HaloTh~9 K
dh ~3.7 pcNH2~5 103 cm-3
NúcleoTn> 25 K
nH2~4x 104 cm-3
dn~1.7 pc
HCO+ (1—0)HPBW= 6”
T~ 60 KnH2~6 105 cm-3
0.21 x 0.05 pc
Núcleo compacto
NH3 & SOHPBW~1”
nH2~4x107 cm-3 núcleo ultracompacto
0.05 x 0.02 pc
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Emisiones moleculares *
Observables unas 1000 transiciones de 130 especies moleculares Mayoría de transiciones rotacionales ( J elevados) Principalmente en la banda milimétrica y submilimétrica CO, H2CO, NH3 , radicales muy activos (OH, SO), iones (HCO+, CH+), cadenas largas (HC13N), cíclicas (C3H2) Isótopos (12C16O,13C16O,12C17O,12C18O,13C17O,13C18O) Condiciones físicas (temperatura, densidad, masa, campo de velocidades) de las concentraciones moleculares Determinación de B por medio de efecto Zeeman (CCH,CN,SO – mm-, OH,CCS,SO-cm) Canales químicos de formación de moléculas (normales) Química de las ondas de choque Estructura interna de las nubes moleculares Ionización interna=> determinación “local” de rayos cósmicos Fenómenos internos (ej. flujos bipolares, discos)
(*) http://physics.nist.gov/cgi-bin/micro/table5/start.pl
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Flujos bipolares y discos
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WR 130408 MHz
1420 MHz
2695 MHz
60μm HI + continuo
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Resumen
Permite la observación de fenómenos que no tienen contrapartida a otras frecuencias
Posibilita, en algunos casos, el estudio de las propiedades de la materia en condiciones físicas extremas
Aporta datos complementarios de gran interés a otros campos de la Astronomía
El enorme poder resolvente y sensibilidad alcanzada por esta técnica, permite aplicar la misma al investigación de objetos extragalácticos, realizando un crucial aporte al estudio de la evolución del Universo.
MUY, MUY general ...
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An inquiry into the nature of the -ray source 3EG J1820+0142
The region around 3EG J1828+0142The region around 3EG J1828+0142 as seen from radio data from the large-scale survey by Reich & Reich (1986) after filtering the diffuse Galactic emission. A large, shell-type structure can be clearly seen. The shell is a weak source (the integrated flux density is 18.2 ± 2.1 Jy at 1.4 GHz) with a low surface brightness that very much resembles a typical SNR. The identification is confirmed by the non-thermal spectral index found for the radio emission: = - 0.72 ± 0.18 (S). VLA observations are shown on the right side for the inner location contour of the gamma-ray source. Only week sources can be seen. See Punsly, Romero, Torres & Combi A&A 364, 552, 2000 for details.
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